Gwiazdy

Wstęp

Gwiazdy są częścią działu fizyki zwanym Astronomią czyli nauką o wszystkich ciałach niebieskich. Astronomia jest ściśle związana z Astrofizyką. Powiązanie Astrofizyki I Astronomii to między innymi zastosowanie praw fizycznych do interpretowania zaobserwowanych zjawisk astronomicznych. W pracy przedstawiłem genezę powstawania gwiazd. Zająłem się również ich budową oraz znaczeniem. Ważnym punktem referatu będzie opis rodzajów występujących gwiazd we Wszechświecie. W szczególności zwróciłem uwagę na budowę, wielkość i położenie danej gwiazdy. W referacie starałem się umieścić tylko najciekawsze i najbardziej wartościowsze informacje dotyczące opisywanych zjawisk i ciał niebieskich. Po zasadniczej części referatu nastąpi podsumowanie i zakończenie opisywanej części działu fizyki.

Astronomia

Jest to nauka o ciałach niebieskich, ich budowie, ruchach, pochodzeniu i ewolucji oraz o materii rozproszonej w przestrzeni kosmicznej (zwanej też kosmosem). Astronomia, a ściślej jej dział zwany kosmologią, zajmuje się także Wszechświatem jako całością. Astronomię można inaczej określić jako naukę o wszelkich obiektach i zjawiskach znajdujących się poza Ziemią. Dzisiejsza astronomia jest ściśle związana z astrofizyką, która jest zastosowaniem praw fizyki do interpretacji wyników obserwacji astronomicznych. Związek ten jest tak głęboki, że dziś obie dziedziny są właściwie jednością. Mógł on powstać dzięki odkryciu, że ciała niebieskie składają się z takiej samej materii, jak wszystkie inne otaczające nas obiekty. Obiekty, którymi zajmuje się astronomia, to ogół ciał niebieskich: planety, księżyce, planetoidy, gwiazdy, gwiazdozbiory, asocjacje gwiazdowe, gromady gwiazd, galaktyki, mgławice, gromady galaktyk, materia międzygwiazdowa, gaz międzygalaktyczny, materia egzotyczna, antymateria, materia ciemna, kwazary, czarne dziury i wiele innych. Astronomia zajmuje się badaniem procesów dotyczących tych ciał.

Co to Gwiazda

Gwiazda to z definicji samoświecące ciało niebieskie będące skupiskiem materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Jednakże nie chodzi tutaj o samą definicję, a bardziej jej w miarę szczegółowe tłumaczenie.

Kształt gwiazd jest zbliżony do kuli, wynika z tego, że gwiazdy nie są idealnymi kulami, jakby się wydawało, a w szczególnych przypadkach mogą przybierać rozmaite kształty. Większość gwiazd ma taki skład jak obłoki materii, z których się narodziły. Zwykle ok. 75% to wodór ponad 23 % to hel. Wszystkie inne pierwiastki stanowią mniej niż 2% masy gwiazdy.

Dlaczego gwiazdy świecą? Gwiazdy znacznie różnią się od innych obiektów we Wszechświecie, bowiem świecą własnym światłem (nie odbitym, jak planety). Dzieje się tak głównie na skutek reakcji termojądrowych zachodzących w ich wnętrzu, które są głównym, ale nie jedynym (są jeszcze cykl węglowo-azotowo-tlenowy i nukleosynteza). poza energią grawitacyjną, źródłem ich energii. Temperatura gwiazdy zależy od danego stadium rozwoju i typu. Na przykład nasze Słońce ma temperaturę na powierzchni wynoszącą: 5500 Kelwinów a gwiazdy 1500 razy większe od Słońca mają temperaturę znacznie niższą (3500-4500 K) co jest spowodowane mniejszą gęstością.

Większość gwiazd liczy sobie od 1 mld do 10 miliardów lat, wiek mniejszej części gwiazd może być bliski wiekowi Wszechświata. Rozmiar gwiazd zmienia się takich, jak np. Większość gwiazd we Wszechświecie jest wielkości Słońca, oczywiście są znacznie większe i znacznie mniejsze. od kilkunastu kilometrów dla gwiazd neutronowych, do nawet 1000 promieni Słońca w przypadku nadolbrzymów. Najmniejszą znaną gwiazdą jest AB Doradus C, towarzysz AB Doradus A (masa jest równa 93 masom Jowisza, czyli bardzo mała jak na gwiazdę). Natomiast największa znana gwiazda to VY Wielkiego Psa (VY CMa). Ten czerwony hiperolbrzym, którego można znaleźć w gwiazdozbiorze Wielkiego Psa jest odległy od nas o ok. 5000 lat świetlnych. Według obliczeń Roberty Humphreys z University of Minnesota promień tej gwiazdy równy jest 2100 promieniom Słońca. Prawdopodobnie nasza galaktyka- Droga Mleczna zawiera ponad 10 gwiazd nawet większych, tyle, że są one zasłonięte przez gaz i pył gwiezdny, a więc nie możemy ich dostrzec.

Do określania jasności danej gwiazdy stosuje się jednostkę magnitudo. Patrząc na gwiazdy z Ziemi widzimy jedne oddalone o np. 5 lat świetlnych, inne 20, jeszcze inne 100 itd. Skalę magnitudo najlepiej wytłumaczyć od razu na przykładzie. Gwiazdy ledwo dostrzegalne gołym okiem mają nie więcej jak 6 mag, natomiast jasne, takie jak Syriusz 1 mag, idąc najdalej mamy Słońce -26 mag. Jednak ta skala odzwierciedla jasność gwiazd wyłącznie widzianych z Ziemi. Zatem gwiazda mająca jasność 6 magnitudo może być w rzeczywistości np. 3 razy większa i jaśniejsza od 1 mag jednakże jest zbyt bardzo oddalona, abyśmy mogli dostrzec, na pierwszy rzut oka, że jest jaśniejsza. Właśnie dlatego powstała absolutna wielkość gwiazdowa. Jasność absolutną każdej mierzymy z odległości 10 parseków czyli ok. 30 lat świetlnych od gwiazdy. Oznacza to, że jasna gwiazda, z odległości 10 parseków okaże się znacznie słabsza. Nie licząc Słońca, najbliżej położoną od nas gwiazdą jest Proxima Centauri, leżąca w gwiazdozbiorze Centaura. Światło z tej gwiazdy biegnie 4,2 roku nim dotrze do Ziemi.

Budowa gwiazdy

Gwiazdy to olbrzymie kule gazu (głównie wodoru i helu). Warunki fizyczne panujące w ich wnętrzach - temperatury, ciśnienia, gęstości - bardzo się zmieniają nie tylko między powierzchnią a centrum, ale także między różnymi gwiazdami. Napotyka się tam rozmaite procesy fizyczne, którymi zajmują się różne gałęzie fizyki ( reakcje jądrowe, oddziaływania materii z promieniowaniem, hydrodynamika,...). Gwiazdy pozwalają badać te procesy w warunkach nieosiągalnych w laboratoriach fizyków. Te procesy są odpowiedzialne za budowę i ewolucję gwiazd.

Wysyłając promieniowanie gwiazda traci znaczne ilości energii ( 4*1026 watów- czyli tyle co dałoby 400 milionów miliardów jednogigawatowych elektrowni- traci Słońce a gwiazdy najjaśniejsze mogą tej energii wysyłać nawet milion razy więcej). Struktura gwiazdy zmienia się tak, że zachowana jest równowaga między energią traconą z powierzchni gwiazdy i tą produkowaną w jądrze gwiazdy przez reakcje nuklearne: przetwarzanie najpierw wodoru w hel, potem na ogół helu w pierwiastki cięższe (węgiel, tlen itd.), a potem ewentualnie także węgla w jeszcze cięższe. Struktura gwiazdy może być bardzo różna. Zależy od wieku gwiazdy, jej masy i składu chemicznego.

Narodziny i ewolucja gwiazdy

Fizyczne podstawy

Synteza termojądrowa dostarcza energię, która rozgrzewa gwiazdę. O szybkości przebiegu syntezy jąder atomów wodoru w hel decyduje prędkość zderzających się cząstek (czyli temperatura gazu) oraz liczba zderzeń (czyli gęstość, a pośrednio - ciśnienie gazu). Przyciąganie grawitacyjne zewnętrznych mas gwiazdy wywołuje ciśnienie, które nie dopuszcza do rozproszenia się cząsteczek gazu, w stanie stabilnym jest ono od wewnątrz równoważone przez ciśnienie rozgrzanego gazu.

Równowaga w gwieździe jest dynamiczna, a jej warunki zmieniają się w miarę upływu czasu. Wzrost energii wydzielającej się w centrum gwiazdy powoduje wzrost temperatury, co z kolei owocuje rozprężeniem się gazu, które skutkuje zmniejszeniem się liczby zderzających się cząsteczek i zmniejszeniem się szybkości reakcji termojądrowych, co prowadzi do zmniejszenia temperatury itd. Zmiany mogą być powolne, ale mogą też być w pewnych obszarach gwiazdy gwałtowne, co obserwujemy pośrednio jako rozbłyski na Słońcu. Ale globalnie gwiazda jest stabilna przez dłuższy czas.

Energia powstająca w centrum gwiazdy jest przenoszona na zewnątrz w wyniku promieniowania wysokoenergetycznego, promieniowania cieplnego, konwekcji i przewodnictwa cieplnego. Na ruch zjonizowanych cząstek ma wpływ pole magnetyczne gwiazdy i odwrotnie - ruch zjonizowanych cząstek wywołuje pole magnetyczne. W miarę wypalania się (łączenia się w cięższe) lekkich pierwiastków wzrasta udział cięższych pierwiastków, zmniejsza się liczba cząstek, co w danej temperaturze sprawia, że maleje objętość gazu. Zmniejszenie objętości zwiększa przyciąganie grawitacyjne gwiazdy, ale jednocześnie spada przewodnictwo cieplne gazu. W wyniku czego wnętrze gwiazdy nagrzewa się jeszcze bardziej, a proces syntezy termojądrowej przestaje być stabilny.

By wyjaśnić wiele zjawisk zachodzących w gwieździe, nie można poprzestać na wyżej przedstawionym powoli ewoluującym układzie statycznym, trzeba rozpatrywać gwiazdy (szczególnie w niektórych etapach jej ewolucji) jako dynamiczną strukturę targaną lokalnymi, jak i globalnymi wybuchami. W pewnych momentach gwiazda w swym wnętrzu wytwarza zbyt małe ciśnienie, w wyniku czego następuje zapadanie się zewnętrznych warstw gwiazdy, zapadanie wywołuje wzrost gęstości i temperatury w rozważanym obszarze, które wywołują wzrost szybkości reakcji jądrowych, oraz wzrost temperatury i ciśnienia. Zwiększanie ciśnienia sprawia, że gwiazda przestaje się kurczyć i zaczyna się rozdymać, proces ten przypomina wybuch. Gwiazda w takim procesie wyrzuca w przestrzeń swoją otoczkę, której część ucieka w przestrzeń, ale część powraca wywołując wzrost ciśnienia w gwieździe. W ten sposób powstają pierścienie mgławic planetarnych. Jeżeli gwiazda obraca się szybko, jej promień biegunowy jest mniejszy niż promień równikowy, wzrost temperatury wybuchu szybciej i intensywniej przebije się na biegunach niż na równiku, w wyniku czego formujący się pierścień mgławicy będzie owalny, a wypływ materii szybszy w okolicach biegunowych.

Ewolucja gwiazdy zależy głównie od masy zapadającego się obłoku i spełnia kilka schematów ewolucji gwiazdy zależne od masy początkowej obłoku. Słońce należy do czwartego schematu ewolucyjnego.

Narodziny gwiazdy

Gwiazda powstaje z obłoku międzygwiazdowego składającego się z pyłu i gazu. Przestrzeń międzygwiazdowa wewnątrz galaktyki składa się z wodoru w postaci atomowej, jedną czwartą masy stanowi hel, a pozostałe atomy i pył stanowią mniej niż 1% masy. W obszarach zagęszczenia następuje łączenie się atomów wodorów w molekuły H2, w wyniku czego powstaje obłok molekularny (GMC). Typowa gęstość obłoku molekularnego to kilka milionów cząstek w cm3. Masa GMC wynosi od 100 000 do 10 000 000 mas Słońca, a rozmiary obłoku są rzędu od 50 do 300 lat świetlnych.

Obłoki pyłowo-gazowe wypełniające galaktyki mogą zagęszczać się w wyniku lokalnej fluktuacji gęstości, ale częściej dochodzi do zagęszczenia w wyniku "zderzenia" dwóch obłoków. Inicjatorem zagęszczania się materii obłoku może być silne promieniowanie elektromagnetyczne będące wynikiem wybuchu innej gwiazdy, powoduje ono ruch cząsteczek obłoku od jednej strony, tworząc linowy wzrost zagęszczenia. Stopniowo obłok ten zaczyna się zapadać pod wpływem grawitacji, zapadaniu przeciwdziała ciśnienie obłoku, wywołane temperaturą gazu.

Zapadający się obłok fragmentuje się na mniejsze obłoki. Obłoki o masie około 50 mas Słońca mogą tworzyć pojedynczą gwiazdę. W tych obłokach gaz się rozgrzewa kosztem energii potencjalnej, a obłok staje się sferyczną obracającą się protogwiazdą.

W początkowym stadium protogwiazda jest ukryta wewnątrz gęstego obłoku gazu i pyłu. Czasami widać sylwetkę takiego kokonu na tle silnie emitującego gazu .W wyniku zapadania grawitacyjnego obłoku rośnie gęstość i temperatura. Jeżeli jest wystarczająco masywny, po odpowiednim wzroście temperatury (do około 15 mln K) w jego wnętrzu rozpoczynają się procesy syntezy jądrowej, i rodzi się nowa gwiazda.

Masa niektórych protogwiazd jest zbyt mała, by mogły rozpocząć reakcje syntezy jądrowej (m<0,075 masy Słońca). Taka protogwiazda nazywana brązowym karłem (ścieżka 1) umiera wolno, ochładzając się (wypromieniowując energię) w ciągu setek milionów lat.

Okres dojrzały

Gwiazdy osiągają przeróżne wielkości i kolory – największe nadolbrzymy (np. Betelgeza) osiągają rozmiary kilkaset razy większe od Słońca. Ich kolor zależy od temperatury powierzchni.

Poszczególne typy gwiazd przedstawia diagram Hertzsprunga-Russella. Miejsce gwiazdy na diagramie na ciągu głównym zależy od jej temperatury (czyli barwy jej światła) oraz jasności absolutnej. W trakcie ewolucji gwiazda będzie się po nim przemieszczała przez okres od kilku milionów, miliardów do dziesiątków miliardów lat, wypalając większość wodoru z jądra.

Po milionach lub miliardach lat, w zależności od masy początkowej, w jądrze gwiazdy zaczyna kończyć się wodór. Spowalniane są reakcje jądrowe i tworzone są coraz bardziej masywne pierwiastki, wskutek czego rośnie gęstość gwiazdy, może ona zająć mniejszą objętość, spada też przewodnictwo cieplne gazu. W wyniku czego spada temperatura powierzchni, ale rośnie temperatura wnętrza, wskutek czego zapadają się zewnętrzne warstwy materii (tak jak w czasie zagęszczania się obłoku gazowo-pyłowego na początku ewolucji gwiazdy). Temperatura gwiazdy nagle wzrasta, zewnętrzne warstwy są znów wypychane i gwiazda rośnie do rozmiarów, jakich nigdy wcześniej w czasie swej ewolucji nie przyjmowała. Staje się czerwonym olbrzymem. Proces zapadania nie jest stabilny i dlatego prawie wszystkie czerwone olbrzymy są gwiazdami zmiennymi.

Starość gwiazdy/śmierć

Gwiazda o masie mniejszej niż połowa masy Słońca nigdy nie będzie w stanie dokonać dalszej syntezy z helu, nawet gdy w jądrze zakończy się już synteza helu z wodoru. Powodem tego jest nikła masa gwiazdy, która nie pozwala jej wywrzeć wystarczająco dużego ciśnienia na jądro. Te gwiazdy to czerwone karły. Wszechświat jest wciąż za młody, aby któraś z tych gwiazd mogła już wyczerpać całe swoje paliwo.Może się zdarzyć, że "ciężka-lekka" gwiazda (mająca około 0,3 masy Słońca) będzie dokonywała fuzji helu tylko w gorących częściach swojego jądra. Będzie to niestabilna i nierówno zachodząca reakcja, produkująca duży wiatr gwiazdowy. Gwiazda nie przekształci się w mgławicę planetarną, ale najzwyczajniej wyparuje i stanie się brązowym karłem. Kiedy gwiazda średniej wielkości osiągnie fazę czerwonego olbrzyma, jej zewnętrzne warstwy ekspandują a jądro zapada się do środka. W jego wnętrzu zachodzi synteza atomów helu w węgiel; synteza ta uwalnia energię. Jednakże, w gwieździe wielkości Słońca proces ten może zająć tylko parę minut. Struktura atomowa węgla jest zbyt mocna, by być dalej ściskana przez otaczającą go materię. Jądro staje się stabilne i koniec gwiazdy jest blisko.

Gwiazda zacznie teraz odrzucać swoje zewnętrzne warstwy, które utworzą rozmytą chmurę nazywaną mgławicą planetarną. Pod koniec pozostanie już tylko 20% początkowej masy gwiazdy, a gwiazda spędzi resztę swoich dni na stopniowym ochładzaniu się i kurczeniu, aż osiągnie średnicę zaledwie kilku tysięcy kilometrów. Stanie się białym karłem. Węglowe jądro zapada się, a zewnętrzne warstwy uciekają w przestrzeń. Gwiazda dogorywa jako biały karzeł, w którym ustały już reakcje syntezy termojądrowej. Śmierć Gwiazd (Gwiazdy Zwarte) przez zwarte gwiazdy rozumiemy gęste zwarte gwiazdy w ostatnim swym stadium ewolucji. Do tej klasy należą białe karły, gwiazdy neutronowe i czarne dziury. W szczególnych przypadkach hiperolbrzymów ich żywot może się zakończyć wybuchem tzw. pair instability supernova który całkowicie rozrywa gwiazdę.

Mgławice powstałe po odrzuceniu zewnętrznej warstwy gwiazd

Diagram Hertzsprunga-Russella

Diagram/wykres klasyfikujący w układzie współrzędnych typ widmowy i jasność absolutna gwiazd. Został zaproponowany w 1911 przez E. Hertzsprunga i udoskonalony w 1913 przez H.N. Russella.

Na diagramie H-R gwiazdy grupują się w pewnych charakterystycznych obszarach. Większość gwiazd, w tym gwiazdy młode (tzw. I populacji), tworzą główną gałąź (ciąg główny) diagramu. Poniżej leżąca gałąź podkarłów wydaje się być gałęzią główną dla starych gwiazd (tzw. II populacji). W czasie swojego istnienia gwiazda podlega ewolucji i zmienia swoje położenie na diagramie H-R.

Barwy gwiazd

Rozmaite gwiazdy emitują nieco różniące się kolorem światło. Często różnice te są łatwo dostrzegalne, np. w gwiazdozbiorze Oriona, królującym na wieczornym grudniowym niebie. Dwie najjaśniejsze gwiazdy różnią się bardzo kolorem: widnieją na północno-wschodnich krańcach Betelgeuse jest czerwona, a Rigel - na północnym zachodzie konstelacji - niebiesko biała. Gwiazdy emitują pełną paletę barw: od czerwieni, przez pomarańczową, żółtą, aż po niebiesko-białą.

Różnice w kolorze informują jak gorąca jest gwiazda. Każde ogrzane ciało wydziela światło i ciepło (są to dwie postacie promieniowania elektromagnetycznego), nie ma znaczenia czy jest to gwiazda, czy rozżarzona żarówka. Włókienko żarowe, ogrzane płynącym prądem elektrycznym, emituje promieniowanie widocznie jedynie częściowo. Jeśli zmniejszy się napięciem spadnie temperatura żarnika i emitowane światło pożółknie, a nawet przybierze bardziej czerwoną. I przeciwnie - kiedy temperatura włókienka wzrośnie, światło jest nie tylko intensywniejsze, ale także bielsze i o nieco błękitnawym zabarwieniu. Kolor wysyłanego światła informuje o temperaturze wysyłanego je ciała.

Stąd wiemy, że materia budująca gwiazdy jest tak gorąca, że przybiera postać gazu; gwiazdy są wielkimi kulami gazowymi, przeważnie wodorowymi. Ten gaz jest bardzo, bardzo gorący i dlatego emituje światło i ciepło. Barwa światła mówi o temperaturze powierzchni gwiazdy.

Rodzaje gwiazd

Protogwiazda

Protogwiazda, tworząca się gwiazda, zapadający się grawitacyjnie (na skutek tego rozgrzewający się) obłok materii międzygwiazdowej, emitujący promieniowanie cieplne głównie w zakresie podczerwieni.

Czas potrzebny dla utworzenia się gwiazdy z protogwiazdy wynosi od stu tysięcy lat (masywne protogwiazdy) do 1 mld lat (przy względnie małej masie), dla protogwiazdy o masie Słońca czas ten ocenia się na ok. 50 mln lat.

Hiperolbrzym (Hypergigant)

To przedstawiciel wydzielonej z nadolbrzymów klasy gwiazd najpotężniejszych, najjaśniejszych i najcięższych.

Jego masa jest większa niż 100 mas Słońca i często zbliża się do teoretycznej granicy masy gwiazdy (120-150 mas Słońca). Istnienie cięższych gwiazd jest mało proawdopodobne, gdyż tak wielkie gwiazdy produkują tyle energii, że ta odrzuciłaby nadwyżkę masy gwiazdy powyżej 120 mas Słońca. Jednakże niektóre hiperolbrzymy mogą mieć prawdopodobnie u swoich początków masę nawet 200-250 razy większą niż masa Słońca.

Jego jasność może być większa nawet miliony razy od jasności Słońca, a temperatura powierzchni waha się w zakresie 3.500 - 35.000 K. Żyją bardzo krótko - 1 do 3 mln lat po czym przekształcają się w supernowe, a w rzadkich przypadkach w hipernowe, pozostawiając po sobie prawdopodobnie czarne dziury.

Są to wyjątkowo rzadkie gwiazdy - w Drodze Mlecznej zaobserwowano dotychczas 7 takich gwiazd. Istnieć mogą też niebieskie hiperolbrzymy - najgorętsze, nieco chłodniejsze żółte i najchłodniejsze - czerwone. Żółte hiperolbrzymy są bardzo niestabilne, przez co są bardzo rzadkie w populacji hiperolbrzymów.

Supernova

Supernowa gwiazda, gwiazda, w której następuje gwałtowne, wybuchowe zużywanie węgla w reakcjach jądrowych (gwiazd ewolucja) - przyrost jasności supernowej gwiazdy sięga 19 wielkości gwiazdowych (wzrost mocy promieniowania rzędu 40 mln razy). W ciągu ostatniego tysiąca lat odnotowano trzy supernowe gwiazdy w naszej Galaktyce: w 1054 w gwiazdozbiorze Byka, w 1572 w Kasjopei i w 1605 w Wężowniku. Poza Galaktyką do tej pory odkryto 400 supernowych. Najlepiej poznaną jest - Supernowa 1987A, zaobserwowana w 1987 w Wielkim Obłoku Magellana.

Supernowa gwiazda klasyfikuje się jako pierwszego rodzaju (wybuch w starej gwieździe tzw. drugiej populacji, widmo i przebieg krzywej spadku blasku przypomina te dla gwiazdy nowej) i jako drugiego rodzaju (gwałtowniejszy wybuch młodszej gwiazdy tzw. pierwszej populacji). Po wybuchu pozostaje szybko rozprzestrzeniająca się zewnętrzna otoczka przekształcająca się w mgławicę planetarną i pulsar, gwiazda barionowa (neutro-nowa) lub czarna dziura w miejscu pierwotnej gwiazdy.

Pair-instability supernova to odmiana supernowej powstająca w wyniku zachwiania równowagi kreacji par w jądrze masywnej gwiazdy. W odróżnieniu od klasycznych supernowych, w wyniku których powstaje pozostałość po supernowej zawierająca w centrum czarną dziurę albo gwiazdę neutronową, gwiazda rozerwana wybuchem typu pair instability całkowicie rozrzuca swoją materię, nie pozostawiając po sobie nic poza mgławicą. Aby mogło dojść do wybuchu tego typu, masa gwiazdy musi wynosić pomiędzy 130 a 250 mas Słońca a także gwiazda musi mieć niską metaliczność. Dobrymi kandydatami na supernowe pair instability są zauważone w latach 2006 i 2007 - odpowiednio SN 2006gy i SN 2007bi.

Olbrzym

To gwiazda, która zakończyła jądrową fuzję wodoru w swoim jądrze na rzecz fuzji wodoru w swych bardziej zewnętrznych warstwach. Im reakcje jądrowe przebiegaja bliżej powierzchni gwiazdy, tym bardziej się ona powiększa, co zwiększa jasność gwiazdy (nawet 10.000 razy) lecz maleje temperatura jej powierzchni, przez co gwiazda robi się nieco ciemniejsza - staje się czerwonym olbrzymem. Olbrzymy o małej masie przekształacają się z czasem w białe karły, a bardziej masywne stają się jasnymi olbrzymami lub nadolbrzymami.

Czerwone olbrzymy to gwiazdy należące do typu widmowego K lub M.

Jeżeli gwiazda ma masę mniejszą niż 2,5 masy Słońca, dostarczenie helu powstałego w warstwach zewnętrznych do jądra gwiazdy może spowodować etap gwałtownej lecz krótkotrwałej fuzji jąder helu, zanim stanie się znów czerwonym olbrzymem.

Gwiazdy masywniejsze niż 2,5 masy Słońca wchodzą w etap fuzji helu znacznie spokojniej. Gwiazdy mogą przechodzić przez etap czerwonego olbrzyma nawet kilka razy, o ile są w stanie syntetyzować w swoim jądrze pierwiastki cięższe niż hel.

Niebieskie olbrzymy to bardzo gorące gwiazdy (temperatura powierzchni 20.000 K i więcej) o typie widmowym O lub B i masie nie mniejszej niż 18 mas Słońca, emitujące światło widzialne o niebieskiej barwie, jednak większość energii emitowanej jest w zakresie ultrafioletu. Gwiazdy rzadkie, ale dobrze widoczne. Można je głównie spotkać w gromadach gwiazd O-B. Ich życie jest bardzo krótkie, rzędu 10-100 mln lat, a kończą je najczęściej jako supernowe.

Gwiazda Neutronowa

Powstaje, gdy jądro supernowej zapada się, tworząc obiekt o olbrzymiej gęstości, jednak na tyle małej, że nie dochodzi do kolapsu grawitacyjnego i powstania czarnej dziury. Gwiazda neutronowa charakteryzuje się silnym polem magnetycznym rzędu ok 100 T (tesli). Gwiazdy neutronowe o bardzo silnych polach magnetycznych nazywane są magnetarami. Ze względu na małe rozmiary i potężną gęstość, gwiazdy neutronowe mają potężne pole grawitacyjne. Odważnik o masie 1 g ważyłby na powierzchni gwiazdy neutronowej 150 000 ton!

W przypadku gdy gwiazda neutronowa wiruje, silne pole magnetyczne powoduje rozpędzanie cząstek naładaownyahc elektrycznie do prędkości relatywistycznych. Gwiazdę taką nazywamy pulsarem. Emitowane strumienie promieniowania elektromagnetycznego możemy obserwować w postaci błysków, na tej samej zasadzie, jak obserwujemy błyski latarni morskich. Zakres emitowanego promieniowania jest bardzo szeroki - od fal radiowych poprzez światło widzialne aż do promieniowania rentgenowskiego czy gamma.

W roku 2008 w gwiazdozbiorze Cefeusza zaobserwowano pulsar (CTA 1), który emituje tylko promieniowanie gamma. Rotacja gwiazdy neutronowej (a co za tym idzie - obserwowane błyski) jest bardzo szybka, a czas obrotu znanych pulsarów wynosi od 1,4 milisekundy (716 Hz) do 8,5 sekundy (0,12 Hz). Ponieważ energia rotacji pulsara jest wykorzystywana do tworzenia strumieni emitowanego promieniowania, pulsar stopniowo zwalnia, a spowolnienie jest rzędu kilku sekund na dziesiątki tysięcy lat. Z czasem pulsary wirują coraz wolniej, a natężenie emitowanego promieniowania jest coraz słabsze.

Gwiazda podwójna

To układ dwóch gwiazd powiązanych ze sobą siłami grawitacji, które są dla siebie gwiazdami towarzyszącymi. Do niedawna uważano, że większość znanych gwiazd jest związana w układach podwójnych lub wielokrotnych.

Zdarza się, że gwiazda wyglądająca na podwójną okazuje się być jedynie nałożeniem światła jednej gwiazdy na drugą, gdy leżą prawie w tej samej linii z punktu widzenia obserwatora, a w rzeczywistości są bardzo od siebie oddalone. Taki układ to "optyczna gwiazda podwójna". Takich podwójnych gwiazd optycznych odkryto dotychczas ponad 700.

Nie zawsze można zaobserwować obydwa składniki takiego układu, ponieważ jeden z nich może byc bardzo mały i gęsty np. gwiazda neutronowa. W takim przypadku widoczny jest jedynie jasny skłądnik takiego układu który krąży wokół wspólnego środka masy obu gwiazd, co wygląda, jakby gwiazda się zataczała.

Gwiazdy podwójne mogą być obserwowane jako gwiazdy zmienne, gdy widać światło obu składników (jaśniejsza) i gdy większy składnik zasłania mniejszy (ciemniejsza) - patrz rysunek poniżej. Dzięki takim układom oraz relacjom pomiędzy ich składnikami można określić masę odległych gwiazd, wchodzących w skład gwiazd podwójnych.

Biały Karzeł

Karły białe, jeden z końcowych etapów ewolucji gwiazd o niedużych masach, mniejszych niż 1,4 masy Słońca (wielkością zbliżony do Ziemi), rozpoczynający się z chwilą wyczerpania dostępnych zasobów energii jądrowej. Białe karły są zbudowane w przeważającej części z materii zdegenerowanej, zawierającej hel lub cięższe pierwiastki. Jedynym źródłem energii emitowanej przez białe karły jest powolne stygnięcie w ich wnętrzu materii zdegenerowanej. Proces ten zapewnia bardzo długie przebywanie gwiazdy w stadium białego karła (od kilkuset mln do kilku mld lat).

Czerwony karzeł

To mała i względnie chłodna gwiazda ciągu głównego (diagramu H-R), głównie typu widmowego M i K. Przypuszczalnie Większość z istniejących we Wszechświecie gwiazd to właśnie czerwone karły, o średnicy i masie mniejszej niż 1/3 rozmiarów i masy Słońca (8-50% masy Słońca; karły o masie poniżej 8% masy Słońca to brązowe karły) i o temperaturze powierzchni rzędu 3500 K. Emitują mało światła, czasami o 10.000 razy mniej niż Słońce, dlatego trudno je zaobserwować. Z powodu bardzo powolnego procesu fuzji atomów wodoru w swoim wnętrzu, gwiazdy te żyją niewiarygodnie długo. Szacuje się, że długośc ich życia może wynosić nie tylko dziesiątki miliardów lat, ale nawet biliony lat. Wszechświat istnieje za krótko, aby to zweryfikować, a fakt, że nie zaobserwowano w co przekształcają się czerwone karły świadczy o tym, że Wszechświat miał kiedyś początek. Czerwone karły nie są w stanie zainicjować jądrowej fuzji helu, przez co nigdy nie staną się czerwonymi olbrzymami. Zamiast tego powoli się kurczą, przemieniając wodór w hel, tworząc w końcu białe karły

Czarny karzeł

To pozostałość po gwieździe o rozmiarach Słońca, która przekształciła się w białego karła, a ten ostygł i jest w stanie emitować jedynie promieniowanie ciała doskonale czarnego. Nie znamy obecnie żadnego obiektu tego typu, ponieważ czas potrzebny, aby biały karzeł wystygł do czarnego karła jest znacznie dłuższy niż czas istnienia Wszechświata. Gdy czarne karły już powstaną, będzie je trudno zaobserwować, jako że temperatura ich promieniowania będzie niewiele większa od tła promieniowania mikrofalowego Wszechświata. Ich odkrycie będzie możliwe jedynie poprzez detekcję ich pola grawitacyjnego.

Nie należy ich mylić z brązowymi karłami.

Brązowy karzeł

To gwiazda-niewypał, zwana dawniej czarnym karłem. Zagęszczony pod wpływem własnej grawitacji obłok materii międzygwiezdnej o zbyt małej masie (5-90 mas Jowisza, czyli około 8% masy Słońca), aby zapoczątkować reakcje termojądrowe w swoim wnętrzu. Obiekty o masie większej niż 13 mas Jowisza są w stanie zainicjować fuzję wodoru, ale proces ten jest niestabilny i brązowy karzeł nie jest w stanie go podtrzymać. Masą krytyczną do podtrzymania reakcji jądrowych jest masa 90 mas Jowisza.

Pierwszego brązowego karła zaobserwowano w 1995 roku i od tego czasu zaobserwowano ich już setki. Prawdopodobnie są to najpowszechniejsze obiekty kosmiczne w Drodze Mlecznej. Najbliższe brązowe karły znajdują się 12 lat świetlnych od Ziemi jako Epsilon Indi oraz Bb. Temperatura powierzchni brązowego karła waha się w granicach 300-3000 K.

W przypadku młodych brązowych karłów, ich burzliwe wnętrze w połączeniu z szybkim ruchem wokół własnej osi produkuje pole magnetyczne o silnie poskręcanych liniach sił pola, które może podgrzewać materię w górnych warstwach atmosfery karła nawet do temperatury kilku mln stopni. "Gwiazdy" te również mają dużą gęstość, a co za tym idzie - silne pole grawitacyjne. Odważnik o masie 1 g ważyłby na powierzchni brązowego karła 200 gramów.

Czarna Dziura

Czarna dziura, kollapsar, obiekt astronomiczny, zwyrodniała gwiazda (o masie większej od ok. 3 mas Słońca) lub jądro galaktyki, którego promień stał się mniejszy od pewnej granicznej wielkości nazwanej promieniem grawitacyjnym lub promieniem Schwartzschilda. Wtedy pole grawitacyjne osiąga takie natężenia, że nawet światło nie jest w stanie je opuścić.

Czarna dziura staje się więc obiektem niewidocznym. Nie znaczy to jednak, że wyklucza się możliwość obserwacji czarnej dziury. Czarne dziury powinny być otoczone dyskiem akrecyjnym, będącym silnym źródłem promieniowania, ponadto prawdopodobnie emitują cząstki na skutek efektu Hawkinga.

Możliwa jest też obserwacja wtórnych efektów wywołanych polem grawitacyjnym czarnej dziury, takich jak: perturbacje ruchu innych ciał czy soczewkowanie grawitacyjne. Czarne dziury są osobliwością w ujęciu ogólnej teorii względności (OTW), ich powierzchnia jest horyzontem zdarzeń. Istnieje wiele interesujących zjawisk czasoprzestrzennych w pobliżu czarnej dziury, przewidywanych przez OTW. Obecnie zlokalizowano wiele obiektów, co do których nie wyklucza się, że zawierają czarne dziury (np. centrum galaktyki M87, M82 i inne).

Galaktyki

Galaktyka to układ gwiazd i materii międzygwiazdowej i jest największym związanym grawitacyjnie systemem gwiazd występującym we Wszechświecie. Na podstawie budowy wyróżnia się cztery zasadnicze typy galaktyk: spiralne, eliptyczne, soczewkowate i nieregularne. Galaktyki o bardzo małej jasności i małych rozmiarach liniowych nazywane są galaktykami karłowatymi niezależnie od ich budowy. Są to galaktyki mniejsze kilkadziesiąt razy od Naszej Galaktyki. Być może istnieje ciągłe przejście między skrajnymi galaktykami karłowatymi a gromadami kulistymi. Najsłabsze galaktyki można obserwować jedynie w niedużych odległościach, praktycznie tylko w Układzie Lokalnym. Właśnie takie galaktyki są najbliżej położone od Drogi Mlecznej. W 1994 roku odkryto najbliższą nam galaktykę karłowatą w Strzelcu, a w 2003 roku dużo bliższą galaktykę karłowatą w Wielkim Psie. Zawierają one jedynie około 100 milionów gwiazd i są słabo widoczne ponieważ są zasłonięte przez materię galaktyczną. Obie galaktyki karłowate w Wielkim Psie i Strzelcu są rozrywane przez znacznie bardziej masywną Drogę Mleczną, której grawitacja pływowo rozciągnęła je w długie pasma gwiazd.

Podsumowanie i Zakończenie

Podsumowując gwiazda jest to ciało niebieskie będące skupiskiem materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. W życiu gwiazdy możemy wyróżnić cztery okresy. Narodziny, okres dojrzały, okres starości oraz śmierć gwiazdy. Ewolucja gwiazdy zależy od wielu czynników a przede wszystkim jej masy. To głównie od niej zależy późniejszy podział gwiazd. Układ wielu gwiazd nazywamy galaktykami. Przygotowując referat wybrałem taki temat ponieważ od zawsze interesowało mnie jakie inne oprócz naszej gwiazdy (słońca)są we wszechświecie. Jak inne gwiazdy mogą być zbudowane i dlaczego mają inne kolory niż słońce. Fascynujące jest również zjawisko powstawania czarnych dziur.

Pisząc ten referat dowiedziałem się wielu ciekawych rzeczy na temat budowy i powstania gwiazd. Szczególnie dużo wiedzy nabyłem na temat ewolucji tych ciał niebieskich. Moją największą uwagę zwróciło to że stosunkowo niedawno dowiedzieliśmy się istotnych rzeczy dotyczących gwiazd i że nadal praktycznie nic o nich nie wiemy. Czeka nas ludzi jeszcze sporo pracy aby odkryć wszystkie tajemnice gwiazd i całego wszechświata.

Źródła

Obrazy

Treść

  1. Wstęp

  2. Astronomia

  3. Co to Gwiazda

  4. Budowa gwiazdy

  5. Narodziny i ewolucja gwiazdy

    1. Fizyczne podstawy

    2. Schematy ewolucji gwiazdy

    3. Narodziny gwiazdy

    4. Okres dojrzały

    5. Starość gwiazdy/śmierć

  6. Diagram Hertzsprunga-Russella

  7. Barwy gwiazd

  8. Rodzaje gwiazd

    1. Hiperolbrzym (Hypergigant)

    2. Supernova

    3. Olbrzym

    4. Gwiazda Neutronowa

    5. Gwiazda podwójna

    6. Biały Karzeł

    7. Czerwony karzeł

    8. Czarny karzeł

    9. Brązowy karzeł

    10. Czarna Dziura

  9. Galaktyki

  10. Podsumowanie i Zakończenie

  11. Źródła

    1. Obrazy

    2. Treść


Wyszukiwarka

Podobne podstrony:
Największy diament we wszechświecie był kiedyś gwiazdą
gwiazdkowe
SERCA GWIAZD. H.Frąckowiak, Teksty piosenek
Wymogi kategoryzacyjne dla hoteli 4 gwiazdkowych
Pociąg do gwiazd - Skaner, Teksty piosenek
gwiazda w grupie jest dziewczyna z numerem 3 uzyskała ona 6 wyborowa pozytywnych
Gwiazdka, karty pracy kl. I-III
Gwiazdzisty Sztandar, Pomoce dla MG
Budowa gwiazd i planet
Jakaż to gwiazda błyszczy
Fizyka, narodziny, życie i smierć gwiazd
Patrzmy na Gwiazdę?tlejemską
GWIAZDKA Z PAPIERU
GWIAZDA PYTAN id 198034 Nieznany

więcej podobnych podstron